Najbliższa nam gwiazda (rys. 1), znajdująca się w odległości zaledwie 150 mln km od Ziemi, przez astronomów nazywana żółtym karłem, corocznie traci 1,26x10¹⁴ t ze swej masy wynoszącej 1,99x10²⁷ t. Jest to jednak ubytek masy tak nieznaczny że nie spowoduje istotnych zmian przez następnych kilka miliardów lat. Następuje on w wyniku promieniowania elektromagnetycznego, wyrzutów materii oraz rozbłysków, które są następstwem zachodzącej we wnętrzu Słońca reakcji syntezy termojądrowej, polegającej na łączeniu lekkich jąder wodoru i przekształcaniu w cięższe jądra helu (proces przebiegający w przeciwnym kierunku do reakcji rozszczepiania jąder wykorzystywanej w elektrowniach jądrowych), podczas której uwalnia się ogromna ilość energii (znacznie większa, niż w reakcji rozszczepiania). Temperatura w jądrze gwiazdy dochodzi do 14 mln ^oC, zaś na powierzchni osiąga 5,5 tys. ^oC.

Z zewnętrznych obszarów korony słonecznej wyrzucany jest tzw. wiatr słoneczny, który stanowią strumienie protonów i elektronów z niewielką domieszką jąder helu. Korona jest natomiast źródłem słonecznego promieniowania elektromagnetycznego, które w postaci światła, fal radiowych, podczerwieni, nadfioletu oraz promieni rentgenowskich przenika i wypełnia przestrzeń międzyplanetarną. Słońce wypromieniowuje energię poprzez całą swoją powierzchnię, 12 tys. razy większą od powierzchni Ziemi, we wszystkich kierunkach. Stąd na Ziemię, po ośmiu minutach i dwudziestu sekundach od wypromieniowania, dociera jedynie niewielka część energii uwalnianej przez Słońce. Bez niej jednak życie na naszej planecie nie byłoby możliwe. Energia słoneczna dostarcza światła i ciepła, które są niezbędne do wzrostu roślin dostarczających pożywienia dla zwierząt i ludzi, a także stwarza warunki sprzyjające rozwojowi tych ostatnich. Wykorzystywane dotychczas w celach energetycznych paliwa kopalne stanowią formę zmagazynowanej energii słonecznej.

Większość wypromieniowywanej przez Słońce energii to promieniowanie elektromagnetyczne o długości fal rzędu 0,2-2,5 µm, które jest wysokoenergetyczne, gdyż energia promieniowania jest odwrotnie proporcjonalna do długości fali. Jedynie część (46%) ww. promieniowania, o długości fal 0,35-0,75 µm, to światło widzialne, którego barwy zdolne jest zarejestrować ludzkie oko, reszta to podczerwień odczuwana w postaci ciepła (47%) i niebezpieczny dla organizmów żywych nadfiolet (7%). Łącznie do Ziemi kierowana jest jedna półmiliardowa część energii emitowanej przez Słońce, a jej strumień docierający do ziemskiej atmosfery ma średnią moc ok. 1,39 kW/m², która w ciągu roku ulega niewielkim, kilkuprocentowym wahaniom, ze względu na zmianę odległości Ziemi od Słońca. Wskutek odbicia, absorpcji i rozproszenia, w zależności od pory dnia i roku, do powierzchni Ziemi dociera mniej niż połowa tej energii¹⁾. Jedynie 1% to ultrafiolet, gdyż reszta zostaje przechwycona przez warstwę ozonową w atmosferze, natomiast 59% stanowi podczerwień, a 40% światło widzialne. Do powierzchni Ziemi okresowo dociera także promieniowanie korpuskularne (wiatr słoneczny), które powoduje powstawanie zórz polarnych oraz zakłóceń radiowych, nie odgrywa ono jednak większej roli w procesach biologicznych zachodzących na naszej planecie.